CAPÍTULO 5 QUÁSARES DE BAJA POLARIZACIÓN 5.1. Introducciónjdo/Papers/jdo/Tesis/polqso.pdf · Hemos observado una muestra del quásares del catálogo Véron-Cetty y Véron (1989),

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CAPÍTULO 5

QUÁSARES DE BAJA POLARIZACIÓN

5.1. Introducción

Al comparar los quásares de baja polarización y los blázares, las dos diferencias que

inmediatamente destancan son la variabilidad y la polarización. Los llamados esquemas

de unificación (p.e., Blandford y Rees 1978; Barthel 1989) explican estas diferencias

como resultado de la perspectiva desde la cual observamos a cada objeto, distinta en

cada caso. Así, todos los núcleos activos constarían fundamentalmente de los mismos

elementos (singularidad supermasiva central, disco de acreción, nubes de materia en

órbita alrededor de la singularidad, chorros de materia despedidos desde el núcleo a

velocidades próximas a las de la luz). Por el contrario, cabe la posibilidad de que las

distintas propiedades observadas sean debidas, en realidad, a profundas diferencias

morfológicas en las propias fuentes (p.e., que haya varias, una o tal vez ninguna

singularidad; la cantidad de materia en órbita a su alredor; la existencia o no del chorro

de materia expulsada; que el discos de acreción sea grueso o delgado...).

Hasta la fecha, se han realizado pocas observaciones polarimétricas de quásares de

baja polarización (<3%). Los estudios más importantes son los de Berriman et al.

(1990), Moore y Stockman (1984) y Stockman et al. (1984) pero, a diferencia de las

nuestras, todas sus observaciones se hicieron en luz integrada (sin usar filtros). Los

resultados de estos trabajos muestran que el grado de polarización de los quásares de

baja polarización ronda un valor del 0,5%. Frecuentemente, la emisión de estos objetos

es variable, como han puesto de manifiesto Cimatti, Zamorani y Marano (1993),

148 Quásares de baja polarización

quienes han detectado variaciones en más de un 50% de quásares1 con magnitud

comprendida entre 17,5 y 22,5 en la banda fotográfica J. Entre los quásares normales

más conocidos, está bien documentada la variabilidad de 3C 273 (Valtaoja et al. 1991b,

y sus referencias). Por otra parte, hasta nuestras observaciones, 3C 273 es el único

quásar de baja polarización en el que se habían tomado medidas polarimétricas con

filtros estándar de banda ancha, y no sólo con luz integrada.

En el capítulo anterior se presentó una muestra de observaciones fotopolarimétricas

de blázares, completada con datos bibliográficos. En este capítulo, el estudio se

extiende a los quásares de baja polarización, y se intenta encontrar alguna correlación

entre las características de emisión de radio y rayos X con la detección o no de luz

polarizada. Al final del capítulo, se toman observaciones del objeto mejor estudiado de

la muestra, 3C 273, para realizar un estudio más pormenorizado.

5.2. Fotopolarimetría de quásares de baja polarización

Hemos observado una muestra del quásares del catálogo Véron-Cetty y Véron

(1989), con los únicos criterios de selección de que su posición permita el uso del NOT

para las observaciones y de que sean lo suficientemente brillantes para que los tiempos

de integración sean menores que cuatro horas, con errores en el grado de polarización

idealmente de un 0,2% o menos, y hasta de un 0,5% en el peor de los casos. No

obstante, se han incluido dos objetos, Markarian 205 y PG 1351+640, debido a que

resultan interesantes por otras razones, tales como la presencia en la línea de visión de

Markarian 205 de una brillante galaxia de fondo y, en el caso de PG 1351+640, un

exceso en el infrarrojo lejano y medio.

Las observaciones se llevaron a cabo durante los meses de febrero de 1991, julio de

1992 y mayo de 1993, utilizando el instrumental habitual en nuestras observaciones

fotopolarimétricas (v. capítulo 4). Las medidas fotométricas fueron realizadas de dos

1Exactamente, de 90 quásares observados con una separación de un año y de 45

observados en dos años, mostraron variaciones 48 y 24 objetos, respectivamente.

Quásares de baja polarización 149

maneras distintas según cada caso. Para algunos objetos, hay publicada alguna

secuencia fotométrica, por lo que observamos una de las estrellas de tal secuencia antes

y después de observar el quásar. Para calibrar otros objetos de los que no existe ninguna

de tales secuencias publicada, observamos estrellas estándar intercaladas entre las

observaciones de los quásares. Los datos obtenidos se presentan en la tabla A.3, excepto

los de 3C 273 que están contenidos en la tabla A.2.

5.2.1. Análisis estadístico de la muestra

Uno de los objetivos de las observaciones de quásares de baja polarización era

comprobar si se puede realizar un estudio amplio de las propiedades de polarización de

estos objetos con el NOT. El análisis de los datos debía dar respuesta, en primer lugar, a

si la calidad de los datos era lo suficientemente buena como para permitirnos detectar

bajos niveles de polarización o, cuanto menos, proporcionarnos límites superiores del

nivel de polarización de estos objetos. En segundo lugar, se pretendía encontrar

diferencias entre los niveles de polarización entre quásares escogidos por sus

propiedades como fuentes de radio, de rayos X, o de ambas clases de radiación.

Por tanto, el primer análisis es el de comparar el brillo de los objetos con la

detección o no de polarización. Para ello, separamos los objetos en dos grupos, según

hubiéramos detectado o no polarización. Por razones intrínsecas a las medidas, el

criterio empleado para decidir si un objeto pertenece al grupo en el que sí se ha

detectado polarización, es que al menos la detección tuviese una probabilidad de ser real

del 97% (esto es, un nivel de significación del 3%). Este criterio ha sido adoptado

porque, en cada observación, el objeto es medido 16 veces (4 grupos de 4 medidas cada

uno). Para una muestra de 16 medidas por observación, de la que se obtiene una

distribución binomial (detección sí o no), con 5 observaciones (una por cada filtro),

puede demostrarse fácilmente que el nivel de significación del 3% se alcanza con una


detección a 3σ (2,5%) o con dos detecciones a 2σ (0,6%)2. Utilizamos dos pruebas

Tabla 5.1. Muestra de quásares de baja polarización.

Objeto Mag. VDetección

2 σ 3σPolarización

Detec. Media (error)Radio

RayosX

NAB 0205+02 15,02 1 0 No - No NoPKS 0405-12 14,68 1 0 No - Sí NoB2 0742+31 15,63 1 0 No - Sí NoMK 205 15,00 0

100

No - No Sí

3C 232 16,07 0 0 No - Sí NoPG 1008+133 15,29 0 4 Sí 1,320,12 No NoPG 1718+481 14,48 2 2 Sí 0,440,07 No NoII ZW 136 14,54 1 1 Sí 0,410,12 No SíPG 1351+64 14,29 0

23

512

Sí 1,310,121,330,201,240,28

No Sí

S 1435+63 16,57 1 0 No - Sí NoKUV 18217+64 14,27 2 2 Sí 0,590,08 No SíMK 335 13,82 0 4 Sí 0,620,13 No Sí3C 351 15,10 3 0 Sí 0,630,11 Sí SíI ZW 1 14,24 1 1 Sí 0,370,05 No SíPG 1634+706 14,53 3 0 No - No SíPG 1115+08 15,75 0

221

Sí 2,290,401,700,22

No Sí

TON 256 15,91 0 0 No - No SíB2 1512+37 16,40 0 3 Sí 1,590,24 Sí SíTON 153 15,59 1 0 No - No No3C 273 12,70 2

12111

024230

Sí 0,280,070,420,080,450,080,500,140,280,050,380,04

Sí Sí

Notas: Para cada objeto se indica su magnitud en V (promediada), número de bandas enque se ha detectado polarización, a 2 y 3σ, criterio de detección (al menos una deteccióna 3σ ó dos detecciones a 2σ), el grado de polarización promediado (v. texto), eidentificación de la fuente como emisora en radio y en rayos X.

estadísticas distintas para contrastar los resultados: Kruskal-Wallis (KW, v. apéndice 3)

y una comparación t de Student para medias de dos muestras. La hipótesis nula del test

2Para 16 medidas, se tienen 15 grados de libertad en una distribución t de Student.

La prueba de cola superior para una sola banda (polarización mayor que cero) alcanzaun nivel de significación del 0,5% para 3σ (t≈3) y del 2,5% para 2σ (t≈2). Ladistribución binomial para las 5 bandas tiene entonces los niveles de significación del2,5% para una detección a 3σ y del 0,6% para dos detecciones a 2σ.


es que la detección de polarización no depende del brillo de la fuente. La hipótesis

alternativa es que es más fácil la detección en las fuentes más brillantes, ya que no tiene

sentido que la detección sea más fácil en fuentes que, por ser menos brillantes, los datos

tengan más ruido.

Tanto la prueba KW (no parámetrica) como la t de Student (paramétrica) arrojaron el

mismo resultado: al nivel del 5%, la detección de polarización es menor en los quásares

menos brillantes. Por tanto, para estudiar la posible correlación entre objetos con

distintas propiedades, debemos reducir la muestra a aquellos objetos más brillantes,

hasta conseguir que la detección sea independiente del brillo de cada objeto. El

resultado de este estudio podrá ser aplicado posteriormente como método de selección

de otros objetos para aumentar la muestra.

Una simple inspección de los datos (tabla 5.1 y fig. 5.1) muestra que se ha detectado

polarización en todos los objetos (7) con magnitud más brillante que V=14,5. Para

brillos más débiles, sólo se detecta polarización en 4 de 13 objetos. Las diferencias

entre ambos grupos (más brillantes o menos que V=14,5) es significativa al nivel del

0,5%, según pone de manifiesto una prueba exacta de Fisher (v. apéndice 3). También

se encuentran diferencias en la detección por filtros.

Figura 5.1. Comparación entre la detección de objetos y su magnitud en V.

La tabla 5.2 muestra las frecuencias (números) de detección por bandas, a 2σ y a 3σ,

para el número total de observaciones (29) de los 20 objetos de la muestra. También

muestra las frecuencias esperadas si las detecciones estuvieran homogéneamente

distribuidas entre los distintos filtros. Las diferencias de detección entre filtros son

Polarización No detectada . . : : . . . -+---------+---------+---------+---------+---------+-----V

Detectada . . .: : . . . . -+---------+---------+---------+---------+---------+-----V 12 13 14 15 16 17 ^ límite


significativas a los niveles del 2% y del 3% para los casos de 2σ y 3σ, respectivamente.

La inspección de la tabla 5.2 descubre fácilmente que existe un leve exceso de

detecciones en la banda V, mientras que en la banda I las detecciones son más raras de

lo esperado. De hecho, el exceso de detecciones en la banda V no resulta significativo

(al nivel del 10%) cuando se compara con las bandas UBR, y las diferencias entre filtros

son básicamente atribuibles a la banda I. Es difícil determinar, con sólo estos resultados,

si estas diferencias de detección son intrínsecas a los objetos o a la instrumentación. Sin

embargo, hay dos hechos adicionales que sugieren que la causa del menor número de

detecciones en la banda I es instrumental. En primer lugar, no se observa ninguna

tendencia en el sentido de que las detecciones sean progresivamente más frecuentes a

menores longitudes de onda, y el error en la banda I es mayor que en las demás bandas

(v. tabla A.3). En segundo lugar, las observaciones espectropolarimétricas de 3C 273,

que serán presentadas en el siguiente capítulo, muestran un mayor grado de polarización

hacia longitudes de onda largas, hecho puesto también de manifiesto por Valtaoja et al.

(1990). Por el contrario, en las seis observaciones de este objeto realizadas con el NOT,

sólo detectamos polarización en la banda I a 2σ en tres de ellas, y ninguna detección al

nivel 3σ .

Tabla 5.2. Detecciones de polarización por filtros en el NOT.

Frecuencias de detección

2σ 3σNo Sí No Sí

Frec. esperada 15,2 13,8 21,8 7,2

U 16 13 20 9

B 15 14 23 6

V 9 20 18 11

R 14 15 20 9

I 22 7 28 1


En la tabla 5.1 se muestra el grado de polarización medio para aquellos objetos en

los que ha sido detectada. Para calcularlo, se han tenido en cuenta todas las bandas, y se

ha buscado un peso que tuviera en cuenta no sólo el error en cada banda, sino también

el nivel de detección. Así, los pesos w para cada observación (i) se calculan de la

siguiente manera:

4

222

Error

detección Nivel

i

i

i

iii E

P

E

EPw =

=

=

en donde P indica el grado de polarización y E el error. La figura 5.2 muestra un

ejemplo del grado de polarización medio calculado con los pesos anteriores.

Figura 5.2. Grado de polarización de PG 1008+133 medido en cada banda. Laslíneas horizontales indican el grado de polarización medio calculado según seexpone en el texto, así como las bandas de error.

Hemos intentado encontrar relaciones entre la emisión en radio y en rayos X de los

objetos, y su polarización. Ni entre los objetos más brillantes que V=15 ni entre los

objetos más débiles que esta magnitud hemos hallado diferencias significativas entre la

detección o no de polarización. Sólo al considerar todos los objetos de la muestra, se


observa que en los objetos emisores en rayos X se tienen más detecciones de

polarización que las esperadas (tabla 5.3). El nivel de significación de esta diferencia,

calculada mediante una prueba exacta de Fisher (v. apéndice 3), es del 5%, pero su

fiabilidad queda comprometida por el efecto discutido anteriormente de que, en los

objetos más débiles, la detección es más difícil.

Tabla 5.3. Detecciones de polarización observadas y esperadas de quásaresclasificados según su emsión en rayos X.

Emisión en rayos X

Detección Polarización

Observados Esperados Total

No emisores Emisores No emisores Emisores

No 6 3 3,6 5,4 9

Sí 2 9 4,4 6,6 11

Total 8 12 8 12 20

Entre los objetos en los que se ha detectado polarización, tampoco se observa que el

valor de la polarización media dependa de la emisión en radio o en rayos X, ni que el

rango de valores que pueda toma la polarización (esto es, la desviación estándar) varíe

dependiendo del tipo de objeto (tabla 5.4). De hecho, las medidas son prácticamente

idénticas en todos los grupos así formados.

Tabla 5.4. Polarizaciones medias y desviaciones estándar por tipos de emisión.

Tipo de emisiónNúmero de

objetosPolarizaciónmedia (%)

Desv. est.

Emisor radio 3 0,86 0,65

No emisor radio 8 0,86 0,55

Emisor rayos X 9 0,86 0,57

No emisor rayos X 2 0,88 0,62


5.2.2. Variabilidad y dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia

En este apartado discutiremos la detección de variabilidad en el flujo y en el ángulo

de polarización, así como la dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia

(FDPA). Los niveles de detección de polarización son generalmente bajos,

frecuentemente del orden de 2σ, lo cual impide detectar cambios en el grado de

polarización, que se confundirían con el ruido. Por el contrario, en algunos objetos se

producen cambios en el ángulo de polarización que sí están por encima del nivel de

ruido, pero cuya detección requiere un análisis cuidadoso para separar lo que realmente

son variaciones de los errores debidos a la dificultad de detección de la polarización de

las fuentes. Algunos de los objetos presentados en este capítulo han sido observados en

más de una ocasión. Este es el caso de Markarian 205, PG 1351+640 o PG 115+08. El

objeto mejor estudiado de la muestra es, sin duda, 3C 273, que será discutido aparte en

la próxima sección.

Figura 5.3. Variaciones de flujo en Markarian 205.


En el caso de Markarian 205, no hemos detectado polarización en ninguna de las dos

noches en las que observamos el objeto. En el intervalo de 17 meses que separan las

observaciones, el flujo sufrió una disminución importante, de hasta una magnitud en la

banda U (fig. 5.3).

En el quásar PG 1351+640, las variaciones de flujo también son importantes,

alcanzando 0,8 mag en B en el mismo intervalo de 17 meses (fig. 5.4). Estas variaciones

de flujo en Markarian 205 y PG 1351+640 confirman las variaciones detectadas por

Cimatti et al. (1993) sobre una muestra mucho más amplia, con observaciones de cada

fuente separadas por uno o dos años. Además, en el caso de PG 1351+640, aunque no

se detectan variaciones en el grado de polarización (tabla 5.1 y fig. 5.5), existe una

fuerte evidencia de posibles variaciones de hasta 22° en el ángulo de polarización en

escalas de tiempo de un solo día (fig. 5.6).

Figura 5.4. Variaciones de flujo en PG 1351+640.


Figura 5.5. El grado de polarización observado en PG 1351+640 durante las tresnoches de observación no muestra evidencia de variaciones. Para evitar que losdatos se solapen, se han desplazado ligeramente las abcisas de los días 06-02-91(izquierda) y 04-07-92 (derecha).

Figura 5.6. Ángulo de polarización de PG 1351+640. Algunas medidas han sidodesplazadas +180°, por ser estos valores más congruentes que los directamentecalculados a partir de las observaciones. Para evitar que los datos se solapen, sehan desplazado las abcisas de los días 06-02-91 (izquierda) y 04-07-92 (derecha).


Para determinar si estas variaciones del ángulo de polarización en PG 1351+640 son

reales, primero realizamos una prueba de varianzas, comparando, para cada noche de

observación, la media de los cuadrados de los errores de las ángulos en cada filtro con

la varianza de las medidas de estos ángulos. En ninguna de las noches hallamos

evidencia de la existencia de FDPA. Por tanto, calculamos la media ponderada de los

ángulos en cada noche (tabla 5.5) y aceptamos este valor para todas las bandas

observadas3. Comparando estos valores vemos que en las noches del 06-02-91 y del

04-07-92 los ángulos así promediados coinciden, pero en la noche del 03-07-92 el

ángulo promedio es distinto al nivel de significación del 1%. Sin embargo, debe tenerse

en cuenta que el nivel de detección en la noche del 03-07-92 es sensiblemente menor

que en las otras dos noches (tabla 5.1), por lo que estos resultados, aunque sugerentes,

deberán ser confirmados con otras observaciones en los que el nivel de detección sea

más alto.

Tabla 5.5. Ángulos medios de PG 1351+640.

Fecha Ángulo

06-02-91 174,51,3

03-07-92 198,44,1

04-07-92 176,43,7

Sólo tenemos una noche de observación de PG 1008+133. Sin embargo, detectamos

claramente una FDPA (fig. 5.7), con variaciones de 46° del ángulo de polarización, que

disminuye rápidamente al aumentar la frecuencia, entre las bandas R y B.

3Al contrario de lo que ocurría con el grado de polarización, cuyo error depende

poco del nivel de detección, en el caso del ángulo de polarización se descubrerápidamente que los errores son mucho mayores si la fuente no está bien detectada. Poreste motivo, al calcular el ángulo de polarización promedio, se han tomado como pesoslas inversas de los cuadrados de los errores, sin incluir el nivel de detección.


Figura 5.7. Dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia enPG 1008+133.

5.3. La conexión entre 3C 273 y los blázares

Al comienzo de este capítulo, se ha comentado que los esquemas de unificación

tratan de explicar las diferencias entre distintas clases de núcleos activos como resultado

de efectos de perspectiva. Alternativamente, las diferencias podrían ser intrínsecas a

cada tipo de objeto. La observación de objetos con una perspectiva intermedia, que

mostrasen propiedades análogas a los blázares y a los quásares de baja polarización,

constituiría una evidencia importante a favor de los modelos unificados. Este podría ser

el caso de 3C 273 (Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990).

La detección de una erupción con emisión de luz polarizada en 3C 273 (Courvoisier

et al. 1988) hizo que este objeto fuera el primer cuásar con baja polarización del que se

tienen variaciones bien documentadas de su polarización, así como FDP.

Posteriormente, en este mismo quásar se han detectado variaciones en escalas de tiempo

de un día (Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990).


Impey et al. (1990) introdujo el término miniblázar para explicar las variaciones en

la polarización de 3C 273. En su modelo, el 90% del flujo total viene de una

componente de baja polarización, con espectro en forma de ley de potencias, y de una

componente térmica con el máximo en longitudes de onda cortas. El 10% restante del

flujo proviene del miniblázar, está polarizado al menos en un 10%, y es muy variable,

con escalas de tiempo de variabilidad menores incluso que un día. En este contexto, la

polarización del miniblázar estaría muy diluida por las componentes «normales» del

quásar de baja polarización, por lo que el grado de polarización resultante sería muy

bajo incluso durante las erupciones. También encontraron un aumento de la

polarización en longitudes de onda cortas durante los períodos de reposo, que lo

atribuyeron a la componente térmica. Asimismo, predijeron que otros quásares con baja

polarización podrían albergar también una componente blázar, lo que reforzaría los

modelos unificados.

Independientemente, Valtaoja et al. (1990) también señalaron la actividad tipo blázar

de 3C 273. En su modelo, habría una componente sincrotrón (jet) constante diluida por

un disco de acreción emisor en longitudes de onda cortas. La variabilidad en escalas de

un día sería debida a una segunda componente sincrotrón muy variable y más

polarizada que la primera, un miniblazar, que identificaron con una onda de choque

viajando a través del jet. Estimaron la polarización intrínseca de la componente de

choque de unos pocos tantos por ciento. Valtaoja et al. (1990) observaron que, en

estados de poca actividad, la polarización aumentaba a longitudes de onda más largas,

lo que fue interpretado como debido a la componente constante del jet, que tendría una

polarización baja (≈0,7%). De acuerdo con esta interpretación, la principal diferencia

entre 3C 273 y los blázares consistiría en la cantidad de emisión y el grado de

polarización de las dos componentes sincrotrón, la de jet y la de choque, en relación con

el disco de acreción. Si las dos componentes sincrotrón fueran unas diez veces más

vigorosas, 3C 273 sería un blázar.

En esta sección, discutiremos nuestras observaciones fotopolarimétricas en las

bandas UBVRI y la fotometría en infrarrojo cercano de 3C 273. Durante estas


observaciones, 3C 273 estuvo en erupción, afectando tanto al flujo óptico como a la

polarización. En marzo de 1990, coincidiendo con las observaciones, hubo también una

erupción en radio detectada en 90 GHz con el Telescopio Submilimétrico Sueco-ESO

(SEST) en La Silla, Chile. La comparación entre los datos de las erupciónes óptica,

infrarroja y radio indica que su origen cabe situarlo en la misma región del espacio, y

que la evolución de la polarización en el óptico puede ser descrita según el modelo de

Valtaoja et al. (1990). Comparando otros datos de polarización óptica multibanda

(Courvoisier et al. 1988; Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990) con las dos erupciones

en radio anteriores de 3C 273, encontramos que las erupciones ópticas polarizadas

parecen estar asociadas con fases iniciales de erupción en radio. Por último,

comparando la polarización en radio a 14,5 GHz (Aller et al. 1985; y comunicación

privada) con la polarización óptica, se observa que las componentes variables en ambas

regiones espectrales tienen similares grados y ángulos de polarización intrínsecos. De

todo lo expuesto, nuestra conclusión es que una sola componente es capaz de explicar

las variaciones en radio y parte de las variaciones en óptico en 3C 273, y que el mismo

mecanismo de onda de choque.

5.3.1. Observaciones

Las observaciones fotopolarimétricas se realizaron en el NOT y en el telescopio de

1,25 m del Observatorio Astrofísico de Crimea4, en lo que entonces era todavía la

Unión Soviética, actualmente Ucrania. El fotopolarímetro empleado en el telescopio de

Crimea es exactamente igual al del NOT, descrito en el capítulo anterior.

Todas las observaciones se obtuvieron empleando un diafragma de 10″. Cada noche

se observó la misma estrella de comparación, «G» en la secuencia de Smith et al.

(1985), antes y después de 3C 273. También se observó al menos una estrella estándar

de polarización cada noche. La polarización instrumental del telescopio de Crimea,

calibrada mensualmente, es de ≈0,17%. Los errores en la polarización, tanto del

4En colaboración con los Dres. N.M. Shakhovskoy y Yu. S. Efimov.


telecopio de Crimea como del NOT, están determinados casi enteramente mediante la

estadística fotónica. Los resultados en la tabla A.4 son los valores observados, no

corregidos de la baja relación señal-ruido debida al nivel de cero.

También observamos 3C 273 con una cámara CCD en el NOT. Esta cámara tiene un

chip Tektronix, con 500 500× píxeles útiles cada uno de los cuales cubre un ángulo

sólido de 0,2 0,2× segundos de arco. Esta configuración permite captar en la misma

imagen al quásar y a la estrella G. El sistema CCD posee también filtros BVRIZ que,

combinados con la respuesta del chip, corresponden a las bandas Johnson B, V, Gunn R,

I, y Z. Los resultados de estas observaciones también aparecen en la tabla A.4.

Los datos infrarrojos se obtuvieron con el Telescopio Carlos Sánchez (TCS), cuyas

características ya han sido explicados en el capítulo sobre las observaciones infrarrojas.

La apertura utilizada fue la habitual en este tipo de observaciones (15″). Todas las

medidas tomadas con el TCS se obtuvieron alternando entre la fuente y una posición de

referencia en el cielo, separada 25″, con una frecuencia de 8 Hz. Se utilizaron los filtros

JHK cuyas respuestas son próximas a las «estándar». Cada noche, se observó la misma

estrella (BS4883) antes y después de 3C 273, y cada 1,5 ó 2 h durante las

observaciones. En cada observación de la estrella se rencentró la apertura, por lo que el

error introducido por el desplazamiento de la misma (<2″) es negligible. Además, estas

frecuentes observaciones de la estrella sirvieron para determinar la estabilidad

fotométrica de la noche. Las demás estrellas observadas perimitieron la precisa

determinación del punto cero fotométrico para cada noche. En la tabla 5.6 puede verse

un resumen de las observaciones en infrarrojo.

Las observaciones a 90 GHz se tomaron con el SEST5 (15 m). Para las

observaciones del continuo, el receptor estuvo en modo DSB (banda dual de

frecuencias) con intercambio de haz dual. Las temperaturas de ruido del receptor

estuvieron dentro del rango 185-215 K. El instrumento empleado fue un espetrómetro

5En colaboración con los Dres. L. Valtaoja y E. Valtaoja, del Observatorio de Tuorla

(Finalandia), y en uso del 10% del tiempo de este instrumento correspondiente aFinlandia.


óptico-acústico, con un ancho de banda de 2 500× MHz. Durante la primera mitad de

1990, se observó 3C 273 tan frecuentemente como fue posible, con un seguimiento

aproximado de una o dos veces al mes, excepto a mediados de abril en que se

obtuvieron once días seguidos de observaciones a 90 ó a 230 GHz.

Tabla 5.6. Resumen de la fotometría infrarroja de 3C273 durante y después de la erupción óptica en 1990.

Fecha J H K

1990 05 26,91 11,51 0,05 10,68 0,03 9,65 0,02

1990 06 22,9 11,55 0,10 10,52 0,07 9,43 0,02

1990 06 22,9 9,44 0,02

1990 06 23,9 11,34 0,11 10,47 0,06 9,46 0,03

1990 06 23,9 10,54 0,06 9,54 0,04

5.3.2. Resultados

Los flujos de las medidas en las bandas ópticas e infrarrojas se calcularon usando la

calibración dada por Mead et al. (1990), y se muestran en la tabla 5.7. La curva de luz

de 3C 273 en 1990 puede verse en la figura 5.8(a). Las magnitudes en 1989 fueron

parecidas a los valores medios observados por Courvoisier et al. (1988) en el período

1984-1986. A principios de 1990 se apreció una actividad eruptiva en la región óptica.

Esta actividad podría tratarse tanto de de una sola erupción con cierta estructura o bien

de dos erupciones separadas: una en marzo y otra en mayo de 1990. Durante las

erupciones, 3C 273 aumento su brillo en unas 0,3 mag en la banda V.

Las observaciones infrarrojas comenzaron el 26 de mayo durante lo que puede haber

sido la segunda erupción. El flujo infrarrojo fue unas 0,2 mag más brillante que los

valores medios entre los años 1984 y 1986 medidos por Courvoisier et al. (1988). A

finales de junio, 3C 273 había aumentado su brillo cerca de 0,2 mag en las bandas K, H

y J. Este aumento de luminosidad en las bandas infrarrojas parece que tiene su causa en

el mismo mecanismo que produjo la erupción en el óptico, pero no puede confirmarse


ya que, desafortunadamente, no pudimos seguir la evolución de la erupción óptica

después de mayo.

Tabla 5.7. Flujos del continuo de 3C 273 (mJy)

Fecha U B V R I J H K

1989 02 10 21,9 23,1 22,9 25,9 21,6

1989 03 15 19,5 21,0 23,5 26,7 29,5

1989 04 04 18,8 21,6 24,5 28,1 31,5

1989 05 19 23,9 22,0 21,5 22,9 28,7

1990 01 05 23,2 21,0 22,5 22,7 27,2

1990 01 30 19,8 21,7 24,4 28,2 30,7

1990 02 24 20,3 21,8 23,1 27,0 28,0

1990 03 02 22,2 22,8 23,2 23,4 26,7

1990 03 03 22,6 22,6 24,1 20,9 27,9

1990 03 05 23,9 24,5 25,2 24,2 29,3

1990 03 07 31,2 29,5 28,1 31,1 38,6

1990 03 21 21,8 23,5 25,3

1990 03 22 20,3 22,2 25,0

1990 04 26 22,6 28,6 30,6 35,1 36,9

1990 05 12 26,4 25,7 27,6 27,3 33,0

1990 05 20 26,9 26,2 28,1

1990 05 21 27,9 26,6 28,4 27,8 33,6

1990 05 22 28,7 27,9 29,2 29,0 35,5

1990 05 26 41,83 60,45 101,39

1990 05 28 19,8 26,1 24,5 33,3

1990 06 22 43,40 70,05 117,49

1990 06 23 50,99 72,68 108,14

Nota. Los errores medios en los flujo son 0,2 (U,B), 0,4 (V) y 0,5 (R,I).


a

b

c26/4/1990

d

Figura 5.8. (a) Flujo total de 3C 273 en la banda U desde el principio de 1990 hastael 22 de mayo del mismo año. (b) Flujo polarizado en la banda U. (c) La FDP en lapolarización óptica expresada como la razón entre los grados de polarización en lasbandas U e I. (d) El flujo en radio a 90 GHz.


En la noche del 26 al 27 de mayo, observamos 3C 273 durante cerca de 4 h en la

banda K. La curva de luz obtenida muestra un aumento de brillo de 0,15 mag durante el

período de seguimiento (fig. 5.9), con un error medio para cada observación de

≈ 0 015, mag. La noche fue fotométricamente estable, como pone de manifiesto las

cuatro observaciones de la estrella BS 4883 tomadas antes, durante y después de las

observaciones de 3C 273, sobre un rango de 1,000 a 1,832 masas de aire; las

desviaciones respecto a la línea de regresión de las magnitudes instrumentales frente a

las masas de aire son, en promedio, de 0,004 mag. La extinción durante la noche fue

EJ = 0 084, mag/ma, EH = 0 063, mag/ma, y Ek = 0 112, mag/ma (ma=masa de aire).

Las variaciones observadas son significativas al nivel del 0,1%, y resultan demasiado

grandes para ser simplemente parte de la erupción, indicando, por el contrario, la

presencia de variabilidad rápida superpuesta a la erupción. Puede apreciarse también

una evidencia marginal de la existencia de una estructura fina en la curva de luz. El

decaimiento al final del seguimiento es dudoso, ya que puede ser debido a problemas de

centrado causado por la refracción diferencial cuando las masas de aire son grandes

(2,36 ma para la última observación), que provoca que la imagen infrarroja esté

desplazada respecto a la imagen en el visible, que es la que se usa en el guiado.

El flujo de 3C 273 a 90 GHz, medido en el SEST, disminuyó lentamente durante los

tres primeros meses de 1990 [fig. 5.8(d)]. El 7 de abril el flujo comenzó a aumentar

progresivamente desde 13 Jy en marzo a 32 Jy a finales de junio. En este momento

parece que se alcanzó el máximo de la erupción a 90 GHz, aunque los flujos siguieron

aumentando a 22 y 37 GHz, según los datos conseguidos con el radiotelescopio de

Metsähovi (Teräsranta et al. 1992).


Figura 5.9. Curva de luz en la banda K durante el 26 de mayo de 1990.

La figura 5.10 muestra un ejemplo de las observaciones casi simultáneas de los

espectros óptico e infrarrojo, obtenidas en el NOT y en el TCS. La estructura del

espectro es típica de 3C 273: un índice espectral α ≈ 1,5 (S∝ −ν α) en el infrarrojo y

α ≈ 0,2 en el óptico. Courvoisier et al. (1987) han explicado este tipo de espectro

óptico como una combinación de un espectro de ley de potencias con α ≈ 1,76, y un

cuerpo negro a temperatura T ≈ 16200 K. Parece que el espectro óptico tiene una

tendencia a aplanarse durante las erupciones. Si las variaciones del flujo se debieran a

cambios en la pendiente de la componente en forma de ley de potencias, el espectro

óptico debería más bien aumentar su pendiente al incrementarse el flujo. Esta

contradicción puede resolverse si se considera la existencia de otra componente, con un

espectro más plano, responsable del aumento de brillo.


Figura 5.10. El espectro de 3C 273 desde el óptico hasta el infrarrojo. Los datos eninfrarrojo son del 26 de mayo y los del óptico del 22 de mayo.

5.3.3. Polarización

Durante la mayor parte del tiempo que duraron las observaciones, el grado de

polarización, P, estuvo por debajo del 1%, como es normal en 3C 273 (Impey et al.

1989), con variaciones marginales. El aumento de la polarización ya era visible el 26 de

abril, cuando los flujos polarizados en longitudes de onda más cortas eran mayores que

las medias de las seis medidas tomadas en marzo: Spol U, , ,= ±0 21 0 01 mJy(media de

marzo 0,06 mJy), Spol B, , ,= ±0 13 0 01 mJy (marzo 0,09 mJy), y Spol V, , ,= ±0 12 0 01 mJy

(marzo 0,08 mJy). El 12 de mayo de 1990, el grado de polarización aumentó

claramente en todas las bandas y, diez días después, estaba por encima del 1,5% en la

banda I.

En la figura 5.8(b) se muestra el comportamiento del flujo polarizado en la banda U

durante 1990. Los errores en el flujo polarizado son debidos, casi enteramente, a los

errores en el grado de polarización, siendo el error relativo medio del grado de


polarización en U: 6,0/)( =UU PPσ (esto es, en muchas ocasiones no pudo detectarse

polarización, o se detectó en unas bandas sí y en otras no; cf. tabla A.4).

Como se muestra en las figuras 5.8a-b-d, el aumento en el grado de polarización

coincidió con las erupciones en óptico y en radio. En conjunto, hay muy pocas

observaciones de 3C 273 en las que el grado de polarización es mayor que el 1%. Todas

estas observaciones coinciden con el principio de la erupción en radio: Impey et al.

(1989) en marzo de 1984, Courvoisier et al. (1988) en febrero de 1988, y las obtenidas

por nosotros en mayo de 1990. En la siguiente subsección se compara detalladamente

los datos en radio y en óptico.

Si se considera solamente nuestros datos, el grado de polarización no parece

correlacionado con otras magnitudes. Pero utilizando todas las observaciones

simultáneas en varias bandas de 3C 273 (Courvoisier et al. 1988; Impey et al. 1989;

Valtaoja et al. 1990, y nuestros datos), se encuentra una correlación entre el grado de

polarización y el flujo total. En la figura 5.11 se muestra el grado de polarización en la

banda U frente al logaritmo del flujo total. Aunque la dispersión es grande, las mayores

polarizaciones tienden a producirse cuando la fuente es más brillante. El coeficiente de

correlación de Spearman para estos datos es 0,4182, bastante mayor que el valor crítico

al nivel del 1% (dos colas) que es 0,3822. Lo más correcto, sin embargo, es considerar

sólo los datos a partir de cierto valor del flujo en que realmente se detecte polarización.

Efectivamente, en la sección anterior ya se comentó la relación entre la detección de

polarización y el brillo de la fuente, y en este apartado, el hecho de que muchas veces

no llegamos a detectar polarización en 3C 273. Inspeccionando la figura 5.11 podemos

establecer un valor mínimo del logaritmo del flujo en U a partir del cual detectamos

polarización: 4.1)log( , ≥mJyUF . Tomando, entonces, este límite, la correlación entre el

flujo y el grado de polarización en la banda U es evidente. Prescindiendo de un valor

excepcionalmente bajo del grado de polarización (≈0,1%) en este subconjunto de datos,

el coeficiente de correlación de Spearman toma el valor de 0,6996, siendo 0,5751 el

valor crítico correspondiente al nivel del 1%.


Definiendo la intensidad de la FDP como la razón )(/)( IPUP , el nivel normal de

FDP en 3C 273 está alrededor de 0,3 (Valtaoja et al. 1990), que significa que el grado

de polarización disminuye hacia longitudes de onda cortas. Esta dependencia puede

verse cuando 3C 273 está en un estado de reposo y los flujos polarizado alcanzan sus

niveles mínimos, por lo que, en el marco del modelo de Valtaoja et al. (1990), sería

debida a la polarización de las componentes no variables. Valtaoja et al. (1990)

atribuyeron esta polarización habitual en este quásar a la contaminación de la

componente polarizada del jet sincrotrón por el flujo proveniente de un disco de

acreción no polarizado. Sin embargo, la intensidad de la FDP cambia de una

observación a otra, tomando valores en el rango 0,3 a 2,1 en nuestras observaciones,

con su valor máximo alcanzado justo al principio de la erupción. Los valores de

)(/)( IPUP de cada noche se muestran en la figura 5.8(c).

Log flujo U (mJy)

Figura 5.11. Grado de polarización frente a flujo total en la banda U. Datos deCourvoisier & (1988), Impey & (1989), Valtaoja & (1990), y este capítulo. Losgrados de polarización más altos ocurren cuando el brillo de la fuente es mayor. Lalínea a trazos indica esta tendencia, que se pierde a partir del valor 1,4 para ellogaritmo del flujo, debido a que a partir de ese punto los valores del grado depolarización se confunden con sus errores.

Según Impey et al. (1989), cuando la polarización es grande, el grado de

polarización a longitudes de onda cortas disminuye [ ]1)(/)( <IPUP , pero esta


correlación desaparece si utilizamos todos los datos obtenidos hasta ahora (fig. 5.12).

Sin embargo, sí parece existir una tendencia en el sentido que, en polarizaciones

intermedias %)8,04,0( −≈P , el grado de polarización decrece con mayor ímpetu a

longitudes de onda más largas (esto es, el valor de la FDP aumenta). Aunque el número

de datos es demasiado escaso para obtener una conclusión definitiva sobre este hecho,

es interesante el hecho de que este comportamiento de la FDP es el que se esperaría en

el modelo de choque creciente, que se discutirá en el siguiente apartado.

Figura 5.12. Dependencia del grado de polarización con la frecuencia (FDP) en elóptico frente a la polarización en la banda U. P U P I( ) ( ) es la razón entre losgrados de polarización en las bandas U e I y constituye una forma de medir laFDP. En los niveles de polarización más altos y más bajos, el grado depolarización disminuye en las longitudes de onda más cortas, mientras que en losniveles de polarización intermedios, el grado de polarización tiende a disminuir enlas longitudes de onda más largas. Para dibujar esta figura, se ha utilizado los datosobtenidos por Impey et al. (1989), Valtaoja et al. (1990), Courvoisier et al. (1988)y nuestras propias observaciones.

En general, los ángulos de polarización se mantuvieron constantes durante el período

de observaciones, alrededor de 60 15o o± . Durante la mayor parte del tiempo, el ángulo

de polarización no mostró dependencia respecto a la longitud de onda. Sólo en dos

observaciones en febrero y marzo de 1989, y en otras dos a finales de mayo de 1990,


durante la erupción, hubo una clara FDPA. Es de destacar que, durante las

observaciones de mayo de 1990, el ángulo de polarización alcanzó unos valores

inusualmente pequeños, entre 10° y 30°. La aparición de FDPA cerca del máximo de la

erupción parece indicar la presencia de al menos dos componentes sincrotrón con flujos

polarizados parecidos en aquel momento.

5.3.4. La conexión entre la variabilidad en radio y la polarización en el óptico

Valtaoja et al. (1991) compararon la polarización en el óptico con los flujos

obtenidos simultáneamente de cuatro blázares. En sus conclusiones, ponían de

manifiesto que sus observaciones eran compatibles con la existencia de una cola de altas

frecuencias en los mismos choques que causan la variabilidad en radio. Esta cola de

altas frecuencias determinaría el comportamiento de la polarización en el rango óptico.

Para comprobar si el mismo mecanismo es también válido para los quásares de baja

polarización, en particular 3C 273, hicimos comparaciones similares entre los datos en

radio a 22 y a 37 GHz, obtenidos con el radiotelescopio de Metsähovi (Teräsranta y

Tornikoski 1991, comunicación privada). En conjunto, tenemos datos de polarización

óptica multibanda de 3C 273 durante cuatro erupciones en radio diferentes (Courvoisier

et al. 1988; Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990; y los datos de este capítulo). Estas

erupciones empezaron en 1984, 1986, 1988 y 1990. Los datos en el rango óptico

cubren, desgraciadamente, sólo una pequeña parte de cada una de las erupciones en

radio.

Una parte de nuestros datos de polarización en el óptico coinciden con un

seguimiento a 90 GHz muy completo de la erupción en radio que empezó a principios

de abril de 1990, lo que nos proporciona una información muy valiosa para poner a

prueba el modelo de Valtaoja et al. (1990). Estos datos se muestran en la figura 5.8. Al

comienzo de las erupciones en radio y en óptico, la polarización también aumentó. Por

otra parte, la FDP, que en el estado de reposo tiene un valor típico ≈0,3 ( ))()( IPUP < ,

aumentó hasta 2,1 ( ))()( IPUP > , volviendo después a su valor normal, aunque el

grado de polarización medio siguió aumentando. Este comportamiento es similar al


mostrado en la figura 5.12: al aumentar el grado de polarización, la FDP alcanza un

valor máximo y después vuelve a disminuir. Este efecto sobre la FDP en el rango óptico

se puede explicar mediante la aparición de una onda de choque causante de una nueva

erupción en radio. La mayor polarización intrínseca de la radiación de la onda de

choque causaría un rápido aumento del grado de polarización, y puesto que esta

radiación tiene inicialmente un espectro más plano que la del jet, la FDP [medida como

la razón P U P I( ) ( ) ], también aumentaría primero al aumentar la polarización.

Posteriormente, al aumentar la pendiente del espectro del choque, la FDP comenzaría a

decrecer, aunque tanto el flujo óptico como la polarización media seguirían aumentando

ya que las pérdidas de energía aún no habrían llegado a extinguir la onda de choque en

el óptico.

22-05-9012-05-9026-04-90Marzo-90

Figura 5.13. Los espectros polarizados, correspondientes a las observaciones deMarzo de 1990 (media de las observaciones), 26 de abril, y 12 y 22 de mayo,muestran el aumento y la pronunciación del espectro óptico debida a la nuevaerupción.

Alternativamente, puede seguirse la evolución de la erupción a través de las

variaciones del flujo polarizado. Si el flujo polarizado variable tiene su origen en una

sola componente sincrotrón, sus variaciones seguirían las del flujo total de esa


componente. En la figura 5.13 pueden verse los espectros polarizados correspondientes

a la media de las observaciones de Marzo de 1990 (antes de la erupción), 26 de abril, y

12 y 22 de mayo (nótese que aunque el flujo total en marzo tuvo claras variaciones, el

flujo polarizado varió mucho menos, lo que es una indicación de que la mayor parte de

las variaciones del flujo tuvieron lugar en la componente no polarizada). En marzo,

probablemente la componente del flujo polarizado más visible es la misma que en el

estado de reposo del quásar. El 26 de abril el flujo polarizado en longitudes de onda

cortas ya había empezado a aumentar con lo cual la razón P U P I( ) ( ) , que empleamos

para medir la FDP, se hizo mayor. El grado de polarización siguió aumentando en

conjunto, pero como al mismo tiempo aumentó la pendiente del espectro (12 y 22 de

mayo), la razón P U P I( ) ( ) disminuyó.

Si se asume que, en marzo, la mayor parte del flujo polarizado proviene de la

componente no variable del jet, la substracción del espectro medio de marzo al del 12

de mayo, indica que el índice espectral del flujo polarizado y del flujo total ha

aumentado su pendiente hasta ≈-1,3, cuando en marzo era ≈-1,0. Después, mientras la

componente de choque seguía creciendo, su pendiente y, cabe suponer, también la de su

espectro polarizado se fueron acentuando, mientras el valor de P U P I( ) ( ) debía

disminuir hasta el nivel en reposo (≈0,3), o incluso aún más, pero la falta de

observaciones en el óptico impide la confirmación de estas suposiciones. Sin embargo,

los datos existentes apuntan a que la erupción en el óptico, caracterizada tanto por el

aumento del flujo total como de la polarización, estaba relacionada con la evolución del

choque en radio.

Las anteriores erupciones durante los años ochenta proporcionan un soporte

adicional al modelo. Courvoisier et al. (1988) observaron a 37 GHz un comportamiento

similar en la erupción en radio a principios de 1988: primero un aumento grande de la

polarización, con aumento también en el flujo en el espectro óptico y aumento

progresivo de la FDP hasta invertirse [pasar de P U P I( ) ( )< a P U P I( ) ( )> ]. El

aumento de flujo en radio en 1986 empezó con la FDP disminuyendo enérgicamente

hacia longitudes de onda mayores (Impey et al. 1989), pero la magnitud de los errores


de los datos ópticos de este período impiden extraer más conclusiones. La erupción en

radio en 1984 tiene un cubrimiento parcial a longitudes de onda ópticas, aunque

también se aprecia la existencia de una erupción en esta banda. Impey et al. (1989)

midieron algunas de los escasos valores grandes de la polarización de 3C 273 (P>1%)

en lo que parece ser el principio de esta erupción en radio.

En conjunto, parece que los elevados valores del grado de polarización e inusuales

medidas de la FDP (en el caso de 3C 273, el grado de polarización decreciendo hacia

longitudes de onda largas) coinciden con los inicios de las erupciones en radio. Sin

embargo, los datos disponibles son bastante fragmentarios, y una confirmación del

modelo de choque para los aumentos de la polarización óptica en 3C 273 (y en los

blázares) necesita un seguimiento simultáneo en altas frecuencias en radio y de la

polarización en el óptico.

Figura 5.14. Relación entre el valor del campo magnético (en Gauss) y el tiempo(en días) para el decaimiento de la radiación en la banda V, supuesto un ángulo de30° entre la trayectoria de los electrones y nuestra línea de visión. El tiempo serefiere al sistema de referencia en reposo.

Particularmente, las fases iniciales de las erupciónes en el óptico, cuando aparece el

espectro plano debido al choque y las variaciones en la FDP son mayores, tienen una

duración escasa, debido a que los tiempos de vida de los electrones que emiten en


longitudes de onda ópticas son de unos pocos días (la ecuación que relaciona el campo

magnético, la frecuencia de corte al cabo de un tiempo dado, el ángulo entre la

trayectoria de los electrones y la dirección al observador, se ha presentado en el capítulo

2). La figura 5.14 muestra el tiempo de duración de la erupción en la banda V, para un

valor de 0,5 para el seno del ángulo θ que forman la trayectoria de los electrones y la

dirección al observador (esto es, θ=30°). En nuestro caso, la observación del 26 de abril

es la única que cumple las condiciones de espectro plano y variaciones grandes en la

FDP, y es nuestra opinión que coincide con esta fase pasajera. La coincidencia de

nuestro mayor valor observado de la FDP (fig. 5.8c), con el principio de la erupción,

parece confirmar el modelo, pero solamente con un buen seguimiento polarimétrico

podría conocerse la significación estadística de los resultados de este tipo de

observaciones.

5.3.5. Polarización de las componentes variables en radio y óptico

El quásar 3C 273 es uno de los pocos que tienen un jet en el rango óptico. Este jet es

visible entre 12″ y 21″ desde el núcleo. Debido a la similitud de las estructuras de los

mapas de polarización en óptico y en radio en el jet, se cree que las emisiones en ambos

regímenes se deben a los mismos mecanismos, identificados como procesos sincrotrón

(Scarrot y Warre-Smith 1987; Fraix-Burnet y Nieto 1988; Scarrot y Ralph 1989). En el

núcleo no se puede hacer una comparación similar, ya que no es posible hacer un mapa

óptico del mismo por falta de resolución espacial, e incluso la resolución del VLBI es

un tanto pobre (los mapas muestran principalmente la polarización en los brotes -en

inglés, knots-, que probablemente sean restos de antiguos choques en el jet del tamaño

de 10-3 segundos de arco). Por tanto, no está todavía claro que la polarización óptica en

el núcleo de 3C 273 sea debida también a la radiación sincrotrón, ni hasta qué punto es

cierto que los flujos variables del núcleo puedan originarse a partir de una sola

componente.

Los ángulos de polarización en óptico y en radio de 3C 273 parecen variar poco y

son perpendiculares entre sí. En el estado de baja actividad del quásar, el ángulo de


polarización típico a 14,5 GHz es de unos 150° (Aller et al. 1985), mientras que el

ángulo de polarización en el óptico es de unos 60°. Dado que el ángulo del jet es de

unos -130°, la polarización en radio puede entenderse como debida a un campo

magnético que se extiende a lo largo del jet no variable y es aproximadamente paralelo

al eje del jet (fig. 5.15). El bajo nivel del grado de polarización en radio indica que el

campo magnético es bastante turbulento, con una componente pequeña resultante a lo

largo del eje6.

PA

B

PA

BO,Q

JET

R,Q

CHOQUE

R,S O,SPA = PA

Figura 5.15. Representación esquemática de 3C 273. Las flechas gruesas muestranla dirección del campo magnético resultante en el jet no variable y en el choqueresponsable de la erupción en radio y en óptico. Las flechas delgadas indican losvectores de polarización observados debidos a la emisión sincrotrón en radio porparte del jet (PAR,Q) y del choque (PAR,S), para la emisión óptica del mismochoque (PAO,S), y para la componente de emisión óptica no variable (PAO,S). Elorigen de esta última emisión no está determinado.

En radio, las variaciones de flujo y el grado de polarización anticorrelacionan (Aller

et al. 1985; y comunicación privada). Para producir esta anticorrelación, las

componentes del jet y del choque deben tener densidades de flujo polarizado similares y

6Aquí se asume que la fuente a 14,5 GHz es ópticamente delgada. Aunque las nuevas

componentes de choque en radio son autoabsorbidas, la comparación entre lasvariaciones del flujo a 14,5 GHz con las que tienen lugar a 22 y a 37 GHz, indica que laautoabsorción empieza, por lo general, por debajo de 14,5 GHz.


ser aproximadamente perpendiculares entre sí7. En este caso, la aparición de la onda de

choque en radio hace aumentar el flujo total, mientras que la polarización disminuye al

cancelarse parte de la polarización debida a la componente del jet. El ángulo de

polarización permanece constante duante este proceso, tal y como se observa. Por tanto,

el ángulo de polarización de la componente variable en radio debe ser ≈60°, lo que

significa que el campo magnético es perpendicular al jet; justo el resultado que se

espera de la compresión por una onda de choque de un campo magnético desordenado.

La interpretación de los mapas del núcleo de 3C 273, obtenidos con el VLBI (por

ejemplo, Wardle et al. 1990) es algo ambigua, y la frecuencia de las observaciones

(5 GHz) tampoco ayuda a hacer comparaciones. No obstante, parece que haya dos

componentes con polarizaciones casi ortogonales, correspondientes a campos

magnéticos aproximadamente paralelo y perpendicular a la dirección del jet.

Al contrario de lo que ocurre en radio, la polarización y flujo total en el óptico

muestran una correlación positiva al nivel de significación del 1% (cf. fig.5.11). Para

explicar esta correlación, el ángulo de polarización de la componente óptica polarizada

y variable debe ser similar al de la componente no variable (≈60°). Si la componente

variable es de origen sincrotrón, entonces el campo magnético es perpendicular al eje

del jet8. Aunque las razones expuestas no resultan concluyentes, la interpretación que

damos es que los campos magnéticos relacionados con las componentes variables en

radio y en el óptico, tienen la misma orientación.

A partir de este resultado, pueden estimarse independientemente los grados de

polarización intrínsecos de las componentes radio y óptica a partir de las observaciones

respectivas en ambos regímenes. Si ambas componentes variables se originan en la

misma región del espacio, como pretende el modelo de Valtaoja et al. (1991), los

valores del grado de polarización intrínseco derivados independientemente de los datos

7Quian et al. (1991) explicaron las propiedades cualitativas del quásar 0917+164

mediante un modelo similar.8Nótese que no está definido el origen de la componente óptica no variable, pero que

esto no afecta la argumentación, ya que sólo estamos considerando la componentevariable.


en el óptico y en radio, así como el ángulo de polarización de la componente de choque,

deberían coincidir, dentro de los errores de las observaciones y de todas las

simplificaciones asumidas en el modelo.

A partir de los menores flujos observados, estimamos los flujos de la componente no

variable del jet en la banda óptica U (20 mJy) y en radio a 14,5 GHz (25 Jy), con grados

de polarización 0,2% y 6%, respectivamente. Primero se obtienen los flujos de las

componentes variables en los dos rangos espectrales a partir de los flujos totales

observados. Luego, se calculan los grados de polarización a partir de los valores

observados para los mismos y de la ecuación (Holmes et al. 1984) que describe la

polarización resultante de combinar dos fuentes sincrotrón:

( )212

12212

1222

212

212211

212211

1

)2cos()(2)(

)2cos()2cos(

)2sen()2sen()2tan(

II

�IIppIIppp

QIIpQp

QIIpQpQ

+⋅++=

⋅⋅+⋅⋅⋅+⋅=

Debido a que la precisión de los datos no es suficiente como para permitir calcular

simultáneamente los valores intrínsecos del grado y de la diferencia entre los ángulos de

polarización entre las componentes estable y no variables, imponemos la condición de

que estas diferencias sean de 90° en radio y de 0° en el óptico, de acuerdo con las

consideraciones discutidas anteriormente.

Así, hemos podido comparar los datos correspondientes a dos erupciones en radio:

las que empezaron a mediados de 1986 y la de 1988. Los datos polarimétricos en el

óptico de la primera erupción (cinco observaciones) dan un resultado de 3 1 1 0, % , %±

para el grado de polarización de la componente de choque, mientras que de los datos en

radio obtenemos 2 1 0 6, % , %± . Para la erupción de 1988, el resultado en el óptico (dos

observaciones) es de 0 8 0 4, % , %± y en radio (cinco observaciones) 1 7 0 2, % , %± .

Existe pues un acuerdo, si bien en grosso modo, entre los resultados en radio y en el

óptico, que apoya la suposición de que los flujos variables en ambos regímenes tienen

su origen en la misma región del espacio, y que la misma onda de choque que origina


las variaciones de flujo en radio, da lugar al comportamiento de la polarización

observado en el óptico.

5.4. Conclusiones

Hemos observado una muestra de 20 quásares de baja polarización (<3%) con el

NOT, detectando polarización en todas las fuentes de la muestra con brillo superior a

V=14,5 (en total, 7 objetos). Por debajo de este brillo, sólo detectamos polarización en 4

de 13 objetos. Además, hallamos que el número de detecciones es estadísticamente

similar en todas las bandas excepto en I, en la que las detecciones son muy escasas.

Cuando se tiene en consideración que el número de detecciones no muestra una

progresión entre los demás filtros, y que en un objeto (3C 273) hemos detectado mayor

polarización a longitudes de onda largas mediante otro instrumento (v. capítulo 6), se

llega a la conclusión de que, por un motivo probablemente instrumental, la banda I en el

fotopolarímetro del NOT es menos sensible a la detección de polarización.

No encontramos diferencias entre la detección de polarización en objetos en razón de

su esmisión en radio y, sólo al considerar todos los objetos de la muestra, encontramos

un exceso de detecciones en los objetos emisores en rayos X respecto a los no emisores.

Sin embargo, en este caso, no se tiene en cuenta el efecto del brillo de la fuente, por lo

que el resultado es poco fiable. La polarización media de los 11 objetos en los que se ha

detectado polarización es 0,86%, independientemente de su emisión en radio o en

rayos X.

Hemos hallado variaciones de flujo en Markarian 205 y PG 1351+640 entre

observaciones separadas por un intervalo de 17 meses, coincidiendo en este sentido con

las variaciones detectadas por Cimatti et al. (1993) sobre una muestra mucho más

amplia. En PG 1351+640 detectamos variaciones de hasta 22° en el ángulo de

polarización entre observaciones realizadas en noches consecutivas. En un objeto,

PG 1008+133, detectamos claramente FDPA, con una variación neta de 46° entre las

bandas R y B.


Entre 1989 y 1990 hemos observado el quásar 3C 273 en períodos de calma y de

actividad. El aumento de brillo en el óptico e infrarrojo y el aumento de emisión

polarizada en el óptico coinciden con el comienzo de una gran erupción en radio,

seguida a 90 GHz. Las variaciones de brillo en el óptico, infrarrojo y del flujo en radio,

así como de la polarización en el óptico, tuvieron lugar de acuerdo con un modelo

según el cual las variaciones son debidas a radiación a altas frecuencias emitida desde

una creciente onda de choque en radio, en un medio ópticamente delgado (Valtaoja

et al. 1991).

A partir de todas las observaciones polarimétricas en el óptico que nos ha sido

posible conseguír de 3C 273, hallamos una posible correlación entre el flujo total en el

óptico y el grado de polarización, tal como predice el modelo. Midiendo la intensidad y

el sentido de la FDP en el óptico mediante la razón )()( IPUP , encontramos una

tendencia a que los mayores valores de esta razón en 3C 273 tienen lugar a niveles de

polarización intermedios (0,4%-0,8%). Estos valores se alcanzan, según el modelo, en

los primeros estadios de formación del choque, antes de que el espectro del mismo

empiece a ser más pronunciado en el óptico. Finalmente, la comparación entre todos los

datos disponibles de polarización en el óptico con el seguimiento en radio a altas

frecuencias muestra que los aumentos en la polarización tienden a asociarse con las

primeras etapas de las erupciones en radio, como predice el modelo de onda de choque.

Durante los períodos de calma, la polarización en el rango centimétrico en radio

mantiene un ángulo de ≈150°, lo que indica que el campo magnético y el eje del jet son

paralelos. El flujo en radio y la polarización anticorrelacionan, lo que se explica

mediante una componente variable, asociada a la onda de choque), cuyo campo

magnético es perpendicular al eje del jet, con un ángulo de polarización resultante de ≈

60°. Por el contrario, el flujo en el óptico y el grado de polarización se correlacionan, lo

cual se explica si los ángulos de polarización tanto de la componente no variable como

de la variable son ≈60°. El cálculo de los grados de polarización intrínsecos de las

componentes variables en radio y en óptico obtenidos a partir de los datos de dos

erupciones muestra que son similares (≈2,5% en 1986 y ≈1,5% en 1988). Por tanto, las


componentes variables en radio y en óptico tienen, dentro de sus errores, el mismo

grado y ángulo de polarización y, dado que también varían simultáneamente,

probablemente tienen el mismo origen espacial y provienen de la misma onda de

choque en el jet.

El modelo de onda de choque fue desarrollado en principio para explicar la

dependencia observada entre las variaciones en el óptico y en radio en blázares

(Valtaoja et al. 1989, 1991a). Las observaciones presentadas en este capítulo, cubriendo

el óptico, infrarrojo y radio, del quásar de baja polarización 3C 273, pueden explicarse

con este mismo modelo. Esto indica que los mecanismos básicos de emisión en 3C 273

pueden ser similares a los de los blázares, aunque en el rango óptico se ven muy

diluidos por la componente de luz ordinaria en los quásares. En definitiva, queda

reforzada la suposición de que hay un miniblázar oculto en 3C 273, por lo que este

objeto se constituye en un importante candidato como caso límite entre quásares de

ordinarios y de alta polarización, de acuerdo con los modelos unificados de núcleos

activos.

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CAPÍTULO 5 QUÁSARES DE BAJA POLARIZACIÓN 5.1. Introducciónjdo/Papers/jdo/Tesis/polqso.pdf · Hemos observado una muestra del quásares del catálogo Véron-Cetty y Véron (1989),